Estudio de agrupaciones estelares en NGC 300

Asociación Argentina de Astronomı́a
BAAA, Vol. 52, 2009
J.J. Clariá, E. Brandi, A.E. Piatti & F.A. Bareilles, eds.
PRESENTACIÓN ORAL
Estudio de agrupaciones estelares en NGC 300
G. Baume & C. Feinstein
FCAG (UNLP); IALP (Conicet-UNLP)
Abstract.
Stellar groups have been catalogued and analyzed from the observation of individual stars in the galaxy NGC 300. The research was
conducted using images from the ACS/HST from the Space Telescope
Science Institute (STScI). The analysis has been carried out by systematically searching star clusters. Their respective radial density profiles
have been derived taking into account each star colour. Photometric diagrams of the clusters and their surrounding stellar fields have also been
built. The data thus obtained has permitted us to make a detailed study
of several previously catalogued clusters and to find some unknown ones.
We have estimated some of the clusters’ basic parameters as well as the
characteristicas of the stellar populations present in our target galaxy.
Resumen.
Se han catalogado y analizado grupos estelares a partir de
la observación individual de estrellas en la galaxia NGC 300. La investigación se realizó utilizando imágenes de la ACS/HST y del archivo del
Instituto Cientı́fico del Telescopio Espacial (STScI). El análisis se llevó a
cabo mediante la búsqueda sistemática de agrupaciones estelares, construyéndose los respectivos perfiles radiales de densidad, discriminando
las estrellas por sus colores. Se construyeron además los correspondientes diagramas fotométricos de las agrupaciones y de los campos estelares
circundantes. Todos estos elementos permitieron estudiar en forma detallada varias agrupaciones previamente catalogadas y encontrar varias
otras desconocidas. Se estimaron algunos de los parámetros fundamentales de dichas agrupaciones estelares, junto con las caracterı́sticas de las
poblaciones estelares presentes en la galaxia estudiada.
1.
Introducción
NGC 300 es una tı́pica galaxia de tipo tardı́o (Tully 1988), la cual presenta
varias regiones de formación estelar masiva. Esta galaxia tiene una orientación
que minimiza los efectos de absorción y se encuentra a una distancia adecuada
para permitir la identificación de cúmulos estelares (incluyendo sus miembros
individuales) de una manera bastante directa, utilizando imágenes de telescopios
que proveen excelente resolución angular.
Estas caracterı́sticas explican la gran cantidad de observaciones realizadas
durante el último tiempo, las cuales han permitido examinar diferentes aspectos
de esta galaxia. En particular, cabe destacar los trabajo de: a) Pietrzyński et
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G. Baume y C. Feinstein
al. (2001), quienes identificaron sistemáticamente 117 asociaciones OB en NGC
300 mediante fotometrı́a BV RI desde tierra (utilizando la Wide Field Camera
del telescopio ESO/MPI 2.2); y b) el estudio de regiones HII de Bresolin et al.
(2009), el cual sugiere que la metalicidad de NGC 300 es menor a la solar y
comparable a la de las Nubes de Magallanes
Una manera de entender la formación y evolución galáctica es a través de
los estudios detallados de sus poblaciones estelares. Estos estudios son posibles
con observaciones que permitan hacer fotometrı́a estelar en una galaxia. O sea,
es necesario disponer de observaciones con elevada resolución espacial (< 0,05”).
La finalidad del presente trabajo es obtener información adicional y detallada de una muestra importante de los grupos estelares en NGC 300, aprovechando
la disponibilidad de datos de excelente calidad (ver, e.g., Bedin et al. 2005; Butler
et al. 2004).
2.
Observaciones y fotometrı́a
La investigación se realizó utilizando imágenes de varios campos obtenidas con
distintos filtros con la ACS/WFC del Telescopio Espacial Hubble (HST). Dichas
imágenes se hallan disponibles en el archivo del STScI. La mencionada cámara
posee dos CCDs con una escala de 0,049′′ /pixel que permiten cubrir un campo
aproximado de 3,3′ × 3,3′ . La elevada resolución de las imágenes hace posible
realizar fotometrı́a estelar PSF sobre galaxias cercanas, facilitando además el
estudio detallado sus diferentes poblaciones (ver, e.g., Weisz et al. 2008).
En particular, las imágenes utilizadas corresponden a las obtenidas en el ciclo 11 del HST (PI: Bresolin, Program: 9492). Las mismas cubren varios campos
de la zona de NGC 300 en los filtros F 435W , F 555W y F 814W (3 exposiciones
de 360 segundos en cada filtro).
La fotometrı́a estelar se realizó utilizando el paquete DOLPHOT (versión
1.0.3) adaptado para la cámara ACS (Dolphin 2000). Estos programas han sido
especialmente diseñados para lidiar con las particularidades de la ACS, como
son su distorsión geométrica de campo, las correcciones adecuadas de la CTE y
un modelo no analı́tico de la PSF. Adicionalmente, con la finalidad de eliminar
detecciones espúreas en el proceso, se asignó un nivel de detección mı́nima (“threshold”) de 4 σ y, de la tabla resultante, sólo se retuvieron los objetos que fueron
identificados en todas las imágenes y en todos los filtros (9 detecciones). A pesar
de las restricciones impuestas, se alcanzó una magnitud lı́mite V (F555W) ≈ 26.
El catálogo obtenido contiene los siguientes datos de 754431 objetos: coordenadas (X,Y); fotometrı́a en los filtros del sistema insrumental del ACS/HST
y en el sistema BVI. Para la transformación de un sistema a otro se utilizaron
las relaciones de Sirianni et al. (2005).
3.
Búsqueda de agrupaciones estelares
Los grupos estelares se comenzaron a catalogar y analizar a partir de la observación individual de la gran cantidad de estrellas detectadas. El análisis se
realizó mediante la búsqueda sistemática de agrupaciones estelares. La misma se llevó a cabo utilizando un algoritmo que analiza el contraste de densi-
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Agrupaciones estelares en NGC 300
b)
d)
c)
e)
g)
f)
a)
Figura 1. Ejemplo del análisis de una de las asociaciones estudiadas
(AS002c): a) Carta de la asociación; b y c) Perfiles de densidad estelar de
estrellas azules y rojas; d y e) CMDs de la región de la asociación y luego
de sustraer estadı́sticamente la contaminación del campo; f y g) Función de
Luminosidad de la asociación, del campo y su diferencia.
dad, comparando en forma automática la densidad estelar de estrellas azules
(F 555W − F 814W > 0,5 y F 555W < 25) en regiones superpuestas de 20 pc.
Luego de hallar una posible agrupación de estrellas, el algoritmo recentra el probable cúmulo a partir de sus coordenadas estelares y vuelve a medir. El proceso
continúa entonces analizando todos los datos de todas las imágenes observadas.
4.
Análisis de las agrupaciones estelares
Una vez detectadas las agrupaciones, se construyeron: a) los respectivos perfiles
radiales de densidad estelar, discriminando por el color de las estrellas; b) los
diagramas fotométricos (CMDs) tanto de las agrupaciones estudiadas como de
sus respectivos campos circundantes; y c) las funciones de luminosidad.
En este trabajo se consideró un comportamiento normal de la absorción
(R = 3,1) y se adoptaron para NGC 300 los siguientes valores: E(B − V ) =
0,05+0,025 = 0,075 (Gieren et al. 2004) y V0 - MV = 26,43 (Bresolin et al. 2005).
Estos valores proporcionaron un muy buen ajuste de la Secuencia Principal de
Edad Cero (ZAMS) en todos los gráficos realizados.
En particular, se asignó principal importancia al estudio detallado de las
47 asociaciones OB ya identificadas por Pietrzyński et al. (2001) localizadas en
los campos cubiertos por las observaciones analizadas. Se encontró que, si bien
la mayorı́a de dichas asociaciones resultaron confirmadas en el presente análisis,
varias de ellas se revelaron como muy pobres y prácticamente indistinguibles
de la población de campo de la galaxia. Adicionalmente, se identificaron varios
cúmulos nuevos con diferentes caracterı́sticas, permitiendo clasificarlos como: a)
cúmulos abiertos conformados principalmente por estrellas azules que delinean
una clara secuencia principal; b) cúmulos globulares con un elevado grado de
concentración estelar que no permitió resolver sus componentes estelares, pero
distinguible de las estrellas brillantes de campo por poseer curvas de crecimiento
differentes a las esperadas para una PSF; y c) agrupaciones de estrellas rojas
aparentemente pertenecientes a la rama de las gigantes que se halları́an en proceso de disolución. Las diferencias de detección con Pietrzyński et al. (2001) se
deben a los diferentes métodos de búsqueda utilizados en ambos trabajos.
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G. Baume y C. Feinstein
En los CMDs se superpusieron las isócronas de Girardi (2006), encontrándose que las poblaciones jóvenes (azules) ajustan mejor cuando se considera
una metalicidad solar (z = 0,19), mientras que las poblaciones viejas (rojas;
log(edad) = 109 ) se ven mejor representadas cuando se utilizan modelos de baja
metalicidad (z = 0,08). Este último resultado es consistente con los estudios de
metalicidad realizados por Bresolin et al. (2009).
5.
Conclusiones
Se han estudiado varias agrupaciones estelares de la galaxia NGC 300: 45 asociaciones previamente catalogadas por Pietrzyński et al. (2001) y 373 nuevos
cúmulos. Se han estimado además algunos de los parámetros fundamentales de
dichas agrupaciones, juntamente con las caracterı́sticas de las poblaciones estelares presentes en esta galaxia. Si bien todo el análisis fue realizado en base al
sistema instrumental del ACS/HST, los valores en el sistema BVI permitirán en
el futuro comparar los resultados con datos ya existentes, correspondientes a la
Vı́a Láctea u otras galaxias.
Agradecimientos. Los datos en los que se basa este trabajo fueron obtenidos del MAST dependiente del STScI. El análisis fue efectuado utilizando
facilidades de cómputo del IALP (Conicet - UNLP). Los autores agradecen los
comentarios realizados por el árbitro y los editores.
Referencias
Bedin L.R., Piotto G., Baume G., Momany Y., Carraro G., Anderson J., Messineo M.&
Ortolani S. 2005, A&A 444, 831
Bresolin F., Pietrzyński G., Gieren W.& Kudritzki R.-P. 2005 ApJ 634, 1020
Bresolin F., Gieren W., Kudritzki R.-P., Pietrzyński G., Urbaneja M.A.& Carraro G.
2009, ApJ 700, 309
Butler D.J., Martı́nez-Delgado D.& Brandner W. 2004, AJ 127, 1472
Dolphin A.E. 2000, PASP 112, 1383
Gieren W., Pietrzyński G., Soszyński I., Bresolin F., Kudritzki R.-P., Minniti D.& Storm
J. 2005, ApJ 628, 695
Girardi 2006, en preparación (ver http://pleiadi.pd.astro.it/)
Karachentsev I.D., Grebel E.K., Sharina M.E., Dolphin A.E., Geisler D. et al. 2003,
A&A 404, 93
Pietrzyński G., Gieren W., Fouque P.& Pont F. 2001, A&A 371, 497
Sirianni M., Jee M.J., Benı́tez N., Blakeslee J.P., Martel A.R., Meurer G., Clampin M.,
De Marchi G. et al. 2005 PASP 117, 1049
Tully R.B., Pierce M.J., Huang J-S, Saunders, W, Verheijen M.A.W. & Witchalls P.L.
1998, AJ 115, 2264
Weisz D.R., Skillman E.D., Cannon J.M., Walter F., Brinks E., Ott J.& Dolphin A.E.
2009, ApJ 691L, 59